Сравнение — кратко и по делу.
Преимущества космических обсерваторий (HST, JWST, Chandra)
- Низкий фоновый шум и отсутствие атмосферы: высокая чувствительность в UV–IR–X-ray, стабильный фон и PSF — критично для слабых объектов на больших $z$.
- Широкий и непрерывный диапазон волн без теллурических окон: JWST покрывает примерно $0.6-28\mu \mathrm{m}$ — прямой доступ к UV/оптическим признакам, сдвинутым в NIR/MIR при $z>10$.
- Стабильная калибровка и глубокие мультифильтровые поля (HST, JWST): надежный фотореджектинг/dropout-отбор.
- X-ray от Chandra: высокое пространственное разрешение ($\sim 0.5^{\prime \prime }$) и важная диагностика AGN/высокоэнергетических процессов, не доступная в оптике/IR.
Ограничения космических обсерваторий
- Ограниченный диаметр зеркала: JWST $6.5\mathrm{m}$ → предел по угловому разрешению $\sim \lambda /D$ (например $\sim 0.07^{\prime \prime }$ при $2\mu \mathrm{m}$).
- Ограниченное время наблюдений, миссионный срок и конкуренция за время.
- Для длинноволновых спектров (MIRI) сниженная чувствительность и разрешение; для некоторых линий (например [OIII] $5007$ при $z\gtrsim 10$) требуются длиннее волны/MIRI или радио/мм-приборы.
Преимущества наземных телескопов с АО и интерферометрией
- Большой диаметр (Keck $\sim 10\mathrm{m}$, ELT $\sim 39\mathrm{m}$) → потенциально лучшее угловое разрешение: примерно $\lambda /D\sim 0.01^{\prime \prime }$ на ELT при $2\mu \mathrm{m}$.
- Высокое спектральное разрешение и гибкие IFU (AO-ассистированные) для кинематических исследований, динамики, пространственно-разрешённой спектроскопии.
- Интерферометрия (VLTI, CHARA) даёт милли-арсекундную разрешающую способность для ярких компактных источников.
- Большие апертуры дают выигрыши по скорости накопления фотов — при хорошем фоне для ярких объектов.
Ограничения наземных площадок
- Атмосферный фон и эмиссия (особенно в NIR/MIR), теллурические линии и поглощение → усложняет обнаружение слабых линий и континуума для очень высоких $z$.
- AO требует хороших условий, корректирующих звёзд (LGS/LGS+NGS), ограниченная поле-зрения высокой коррекции, переменная Strehl.
- Интерферометрия и AO-IFU чувствительны только к относительно ярким объектам; для объектов с AB $\gtrsim 27-29$ труднодоступны.
- Небольшая чувствительность в FIR/mm — для этого нужен ALMA (необход. для мультиволновой верификации).
Практическая стратегия: почему комбинировать
- JWST/HST — для глубокого широкого фотореджинга и первичного отбора по Lyman–break;
- JWST NIRSpec/NIRCam/NIRISS — для первичной спектроскопической верификации UV-линий и Lyman‑break;
- ALMA — для подтверждения через FIR-линии ([OIII] $88\mu \mathrm{m}$, [CII] $158\mu \mathrm{m}$) и выявления пыли/газовой массы;
- Chandra — исключение/выявление скрытого AGN;
- Наземные ELT/Keck AO-IFU — пространственно-разрешённая спектроскопия и кинематика для самых ярких подтверждённых кандидатов.
Предложение наблюдательной программы для подтверждения кандидатов $z>10$
1) Преднабор (фото‑селект)
- Инструмент: JWST NIRCam глубокие мультифильтровые поля (широкие + средние фильтры), доп. HST где доступно.
- Цель: отбор dropout‑кандидатов по Lyman‑break и экстремально красным NIR‑цветам, исключение низко‑z красных контаминаций.
- Примерные экспозиции: NIRCam глубина до AB $\sim 29-30$ (порядок интеграции $\sim 10^4-10^5\mathrm{s}$ суммарно на поле в нескольких фильтрах).
2) Фотометрическая чистка
- Использовать SED‑фитинг с моделями, включающими галактическую и звездную эволюцию, а также brown dwarf шаблоны и взвешивание по вероятности $P(z)$.
- Проверки: отсутствие/наличие источников в коротковолновых фильтрах (Lyman‑drop), проверка на движение (для отброса коричневых карликов) при наличии повторных изображений.
3) Низкорезольвитная спектроскопия (первичное подтверждение)
- Инструмент: JWST NIRSpec Prism (R$\sim$100) или NIRISS GRISM для слабых кандидатов.
- Цель: показать Lyman‑break в спектре (падение флюкса кратно Lyman‑limit/Lyα) и/или обнаружить сильные UV‑линии (CIII], HeII, NIV) если присутствуют.
- Примерная интеграция: от $\sim 10^4$ до $\sim 10^5\mathrm{s}$ в зависимости от яркости; цель — S/N достаточный для выявления разрыва/линии.
4) Средне/высокорезульная спектроскопия (точная z)
- Инструмент: JWST NIRSpec MOS/IFU R$\sim 1000-2700$ для подтверждения эмиссионных линий; при слабых/отсутствующих UV‑линиях — целиться в FIR‑линии с ALMA.
- Цель: детекция линий и точное измерение $z$.
- Если целевая линия Lyα поглощена (часто для $z>10$), переложиться на металлингв. линии (CIII], OIII] при подходящем диапазоне) или ALMA‑линии.
5) ALMA‑Followup (критично)
- Инструмент: ALMA Bands 6/7/8 для линии [OIII] $88\mu \mathrm{m}$ и/или [CII] $158\mu \mathrm{m}$ — эти линии смещаются в мм‑диапазон при $z>7-12$.
- Цель: прямая красновая верификация через FIR‑линию (для многих $z>8$ это наиболее надёжно) и детекция пылевого континуума.
- Интеграции: от нескольких часов до десятков часов в зависимости от ожидаемой линии/флюкса.
6) Наземная AO/IFU‑подтверждение (по ярким)
- Инструменты: ELT/HARMONI, Keck/OSIRIS, VLT/MUSE+AO (где релевантно).
- Цель: пространственно‑разрешённая спектроскопия, кинематика, изучение структуры и источников звёздообразования в случаях когда объект достаточно яркий.
- Ограничение: для большинства $z>10$ кандидатов будет слишком слабо — применять только к самых ярким/великолепно усиленным линзированием объектам.
7) X‑ray проверка (Chandra)
- Инструмент: Chandra ACIS.
- Цель: выявить AGN‑компонент, исключить влияние сильного аккреционного источника на фотометрию/линии.
- Интеграции: длинные (десятки—сотни ks) для слабых источников.
Вспомогательные пункты и критерии достоверности
- Отсутствие движения между эпизодами наблюдений → исключение ближних карликов.
- Использовать IRAC/MIRI или глубокие длинноволновые JWST‑каналы для различения низко‑z толстопыльных галактик.
- Комбинировать фотометрические PDF $P(z)$ с наличием/отсутствием линий в спектре и ALMA‑детекцией; требовать согласия независимых метрик для «подтверждения» (спектр + FIR‑линия или спектр высокого S/N).
Короткие ориентиры по линиям и волнам (полезно при планировании)
- Lyman‑α ($1216\text{A˚}$) при $z=10$ → ${\lambda }_{\mathrm{obs}}\approx 1.34\mu \mathrm{m}$.
- UV‑линии (CIII] $1909\text{A˚}$, HeII $1640\text{A˚}$) при $z=10$ → $\sim 1.8-2.1\mu \mathrm{m}$ (в зоне NIRSpec).
- [OIII] $88\mu \mathrm{m}$ при $z=10$ → ${\lambda }_{\mathrm{obs}}\approx 0.97\mathrm{mm}$ (ALMA Band 7).
Итоговая последовательность (рекомендую)
1. JWST NIRCam глубокие поля → фотометрический отбор (dropouts).
2. JWST NIRSpec Prism/NIRISS GRISM → показать Lyman‑break / слабые UV‑линии.
3. JWST NIRSpec R$\sim 1000$ / ALMA (если Lyα подавлена) → точный $z$.
4. ALMA FIR‑линии и континуум для независимой валидации и физики газа/пыли.
5. Chandra и наземные AO‑инструменты для детального характера (AGN? кинематика?) у ярчайших.
Это даёт надёжную, мультиволновую программу подтверждения кандидатов $z>10$, использующую сильные стороны каждой платформы и минимизирующую их ограничения.